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--- exoplanet-formeln [2024/02/29 07:32] – [Übersicht über wichtige Formeln] torsten.roehl
+++ exoplanet-formeln [2024/02/29 08:13] (aktuell) – [Übersicht über wichtige Formeln] torsten.roehl
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 | $R_p$ | Radius des Exoplaneten | - | Radius Exoplanet|
 | $R_*$ | Sternradius  | Radius des Sternes um den sich der Exoplanet bewegt | Hoststar Radius|
+|$L_☉$ | Leuchtkraft der Sonne|Die gesamte Energie (pro Zeiteinheit) die von der Sonne abgestrahlt wird: $L_☉ =3,8 \cdot 10^{26}$ W| |
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 |  Transitwahrscheinlichkeit |$$ p_{tra} = \frac{R_*}{a}  $$ | Wichtiger (vereinfachter) Ausdruck für die Wahrscheinlichkeit $p_{tra}$ eines Transits. |
 | Impaktparameter | $$b = \frac{a\cdot cos(i)}{R_*}$$ | Projektion der Planetenbahn auf eine Ebene senkrecht zum Beobachter. In diesem Sinne ist es der kürzeste Abstand, den der Planet zum Zentrum des Sternes haben kann. Der Impaktparameter wird in Einheiten von $R_*$ angegeben und kann deshalb Werte von 0 bis 1 annehmen. |
-| Transittiefe| $$\frac{\Delta F}{F} = \frac{R_p^2}{R_*^2}$$ | Relative Transittiefe: Wichtige Experimentell zu bestimmende Größe. |
+| Transittiefe| <wrap>$$\frac{\Delta F}{F} = \frac{R_p^2}{R_*^2}$$  $$R_p = R_* \cdot \sqrt{ \frac{\Delta F}{F} }$$ </wrap>| Relative Transittiefe: Wichtige Experimentell zu bestimmende Größe. |
-| |$$R_p = R_* \cdot \sqrt{ \frac{\Delta F}{F} }$$| |
 |Leuchtkraft | $$L = 4 \pi R^2 \cdot F$$|  |
+|Flux | $$F = \frac{L}{4 \pi R^2}$$|  |
+| Oberfläche eine Kugel | $A= 4 \pi \cdot R^2 $ | |
+| Volumen einer Kugel | $V= \frac{4}{3} \pi \cdot R^3$| |
+| Dichte              | $\rho = \frac{M}{V}$ | Dichte ($\rho$) ist die Masse (M) eines Körpers geteilt durch dessen Volumen (V)|
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 \end{equation}
-  * $F_s$ Intensität des Sterns
+  * $F_s$ Intensität (Flux) des Sterns
   * $F_{sp}$ Intensität des Sterns, während des Transits, dies ist $(F_s-F_p)$.
   * Experimentell ermittelter Wert, durch Auswertung der Lichtkurve